Los planetas y satélites del Sistema Solar siempre son un espejo donde poder mirarnos, comparando los procesos que allí ocurrieron (y ocurren) y así poder de una manera comprender mejor los que vemos en la Tierra.
Es posible que incluso descubramos antes la respuesta a algunas de nuestras dudas fuera de nuestro planeta que dentro, ya que el constante cambio y evolución de la superficie terrestre, ya sea por fenómenos naturales o por efecto del hombre, ha borrado muchos detalles sobre nuestra historia.
Uno de nuestros planetas preferidos para compararnos es Marte, y hoy os traemos una imagen que nos muestra la transición entre un tipo de duna y otro observados muy cerca del polo norte marciano. Lejos de lo aburrido que puedan parecernos las dunas, pueden indicarnos datos tan importantes como la dirección del viento predominante, la cantidad de arena del suelo o si representan un clima anterior.

Lo primero que vamos a hacer es echar un vistazo a la imagen y localizarla en el contexto geológico y ambiental marciano:

La imagen muestra una zona en el interior de la equis de color rojo que hay sobre el mapa de la imagen superior. Destaca que es una zona muy cercana al polo norte de Marte.
El tipo de modelado que más funciona en esta zona es el periglacial ya que los ciclos de congelación/descongelación del hielo de dióxido de carbono funcionan cada año marciano, generando numerosas forma del relieve. También se ha encontrado una gran cantidad de hielo de agua debajo de la superficie alrededor de esta zona.

Apreciamos en la imagen tres tipos de estado evolutivo de una duna, marcados con los números de color rojo.

El número 1 se corresponde con este tipo de dunas. Es un tipo de duna cuyo nombre desconozco (si lo tiene), pero a mi me recuerda mucho a algunos bivalvos vistos desde arriba. Y no recuerdo ningún ejemplo en la Tierra de estas dunas, así que si no tiene nombre, propongo llamarla duna almejoide.
Las dunas se forman por norma general cuando la arena empieza a acumularse por la acción del viento en un lugar donde encuentra un obstáculo, como una planta o una roca.
Su forma nos ayuda a conocer la dirección del viento predominante en la zona. En esta duna podemos ver lo siguiente:

La parte de color rojo representa la zona de barlovento, por la que sopla el viento, y desde donde los granos de arena se mueven y ascienden por la duna.
La cara de avalanchas es por donde caen los granos de arena conforme van llegando al final de la duna, y por donde la duna va avanzando hacia adelante. En esta duna hay dos caras de avalancha, lo que nos indica que los granos de arena siguen dos trayectorias diferentes.
Las rizaduras sobre la duna de arena son pequeñas dunillas de tamaño centimétrico que también indican la dirección del viento, pero a una escala mucho menor que la duna. En esta duna hay dos juegos diferenciados de rizaduras que muestran las dos direcciones de viento que concuerdan con las de las caras de avalancha.

Pero de este tipo de duna, pasamos rápidamente a un tipo de duna 2, de transición entre la duna 1 y la duna 3, que es una duna lineal.

La duna 2 parece que se ha formado por el propio avance de la duna, cuando esta se encuentra con otra justo delante y comienzan a unirse poco a poco, primero juntándose con un caminillo fino de arena hasta que llega el resto de la duna y se alcanzan, formando una duna más alargada.
Pero llegamos a la duna 3, en la que en la imagen aparecen unas pocas. Son dunas de tipo lineal, longitudinales o seif. En nuestro planeta pueden llegar a medir más de cien kilómetros de longitud, y se forman cuando hay dos direcciones predominantes del viento y el suministro de arena escasea y las dunas no siguen creciendo.
La pregunta es, ¿se quedó sin arena la duna porque se congeló el suelo, o ya no quedaba arena en el lecho rocoso?


Es cierto que el suministro de arena es muy limitado en la zona y eso favorece la formación de las dunas longitudinales como vamos a ver en el siguiente recorte.

Pero las dunas no solo nos ayudan a conocer la dirección del viento en este caso. Vamos a ver que más nos pueden contar sobre el clima de Marte.

Haz click en la imagen de arriba. Fíjate en la duna longitudinal bien. ¿Ves una serie de grietas que tiene? ¿Cómo se puede agrietar una duna como si fuese algo frágil?
Mira en el suelo que la rodea, ocurre lo mismo… ¿qué está pasando aquí?

Pero, ¿y las dunas? ¿Por qué se agrietan?

Durante el invierno marciano, se deposita sobre la superficie en las zonas más polares una capa de dióxido de carbono de color blanco, una escarcha que dura en muchos casos hasta la primavera.
Cuando los rayos del Sol comienzan a iluminar con mayor intensidad y a calentar la superficie durante la primavera, parte del dióxido de carbono se sublima (es decir, pasando del estado sólido al gaseoso sin pasar por el líquido), provocando que algunas zonas congeladas se agrieten.
A veces, por debajo del hielo se acumula algo de dióxido de carbono en estado gaseoso, y cuando se agrieta la capa superior que lo confina, sale a gran velocidad un chorro de gas, manchando la superficie de las dunas, de color mucho más claro, con unos tonos oscuros que pertenecen al material que hay justo debajo de esta capa superficial y que suelen tener tonos más oscuros, ya que el color rojo de Marte suele venir dado por el polvo que cubre toda la superficie.

Se puede averiguar gran cantidad de cosas únicamente mirando a unas dunas, especialmente sobre la geología y el clima. Aun así, queda una duda, ¿representan estas dunas un campo de dunas activo y que todavía se mueve o es un campo de dunas fósil que habla de otras condiciones climáticas del pasado?.
Para conocer este detalle, la Mars Reconaissance Orbiter seguirá tomando imágenes con su cámara HiRISE que nos permite observar los cambios en la superficie de Marte con una resolución en torno a los 30 centímetros por píxel, intentando observar el movimiento de las dunas.
Referencias:
– Imagen original: ESP_060473_2565
– Reffet, E & Courrech du Pont, Sylvain & Hersen, Pascal & Douady, Stéphane. (2010). Formation and stability of transverse and longitudinal sand dunes. Geology. 38. 491-494. 10.1130/G30894.1.
